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| 지구화학 개론 - 제 2장 태양계 및 지구의 형성 |
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2-1. 태초에는 2-2. 별의 진화 2-3. 핵융합 반응 2-4. 태양계의 형성과 특징 2-5. 지구의 진화 2-6. 달 2-7. 원소의 분포 참고문헌 2-2. 별의 진화 우주를 구성하는 물질들을 그 크기에 따라 작은 것부터 나누어 보면 다음과 같다. 원자(atom;주로 H와 He) --> 분자(molecules) --> 분진(dust particles) --> 운석(meteoroids) --> 소행성(asteroids) --> 혜성(comets) --> 위성(satellites) --> 행성(planets) --> 항성, 맥동성, 블랙홀(stars, pulsars, and blackholes) --> 은하(galaxies) --> 은하군(galaxy groups) --> 우주(universe) 미시적으로보면 별과 별 사이, 은하와 은하 사이등의 빈 공간에는 우주선(cosmic rays)과 광자로 채워져 있다. 관점에 따라 다르겠지만, 우주의 기본 구성원은 아마도 항성(별; 스스로 빛을 내는 천체)이 아닐까 한다. 별은 핵반응을 통해 진화하는데, 이러한 별들 수십억개가 모여 은하를 이루고, 이들 은하 여러개가 모여 은하군 또는 은하집단을 형성한다. 별은 그 주위를 공전하는 행성을 거느리고 있기도 하며 (우리 태양 처럼..), 각 행성은 또 다시 자기 만의 위성을 거느리고 있을 수 있다 (달이 지구의 위성인 것 처럼). 
<--[그림] 오리온 성운 내 별의 탄생 모습. 별과 별 사이의 공간에는 개스와 고체 입자들로 이루어진 성간 물질들이 존재한다. 개스는 초기 우주 팽창기 동안 만들어진 수소와 헬륨으로 주로 구성되어 있다. 적은 양이긴 하지만, 성간 물질에는 원자번호가 높은 원소로 구성된 물질들이 추가로 발견되는데, 이 것들은 폭발 이후 별의 내부에서 핵융합 반응을 통해 만들어진 것들이다. 성간 물질들 중 일부는 수소와 탄소로 이루어져 있는데, 이들은 (아마도) 생명의 기원 물질이 되었을 것이다. 이 성간 물질들은 서로 합쳐져 응축되어 새로운 별을 만들기도 하며, 이 별의 진화 진로는 자신의 무게와 모 개스 물질의 H/He 비에 따라 결정된다. 
[그림] 지구에서 25광년 떨어진 헤라클레스좌 내 Gliese 623 지점의 두 별. 이 중 작은
별이 적색왜성이다. --> 별의 진화는 빛의 밝기와 표면 온도로 기술할 수 있다( 아래 H-R diagram 참조). 빛의 밝기는 별의 질량을 그리고 표면 온도나 색은 별의 부피를 간접적으로 지시한다. 성간 물질이 수축하면, 온도가 상승하고 에너지의 일부를 적외선이나 가시광선으로 내놓기 시작한다. 이 것이 계속되어 성간 물질 중심의 온도가 절대온도 이천만도(20*106K) 정도되면 수소 핵융합 반응에 의한 에너지 방출이 가능해지고 비로서 별이 탄생하는 것이다. 우주 대부분의 별들은 이와 같은 과정을 통해 형성되는데, 이러한 수소 핵융합 방응에 의해 생성되고 진화하는 별들을 "주계열성(main sequence stars)"이라고 부른다. 이러한 주계열성들은 아래 HR-diagram 상에 대각선으로 띠를 이룬다. 이 띠의 왼쪽 위에 질량이 매우 크며 대단히 밝고 온도가 높은 별들이 있는데 이를 "청색거성(blue giants)"라 부른다. 태양은 중간 정도의 질량과 5800 K 정도의 표면 온도를 갖는 별이며, 이 태양보다 질량이 작은 주계열 상의 별들을 "적색왜성(red dwarfs)"라 부른다.  [그림] Hertzsprung-Russell diagram 태양보다 질량이 다섯 배쯤 큰 주계열성의 경우, 중심에서 수소 핵융합반응이 활발히 일어나 헬륨을 상당히 빠른 속도로 만들며, 온도를 크게 증가시킨다. 헬륨이 많이 만들어짐에 따라 중심의 밀도는 상당히 커지고, 이는 중심부의 수축을 야기시킨다. 이 중심부의 수축은 내부 온도를 더욱 높여, 수소 핵융합반응을 촉진시키고, 그에 따라 별의 외부는 오히려 팽창한다. 중심부에 수소가 모두 소진되면 에너지 생산이 현격히 줄어들고 이에 따라 별의 수축이 시작된다. 별의 수축은 중심부의 온도를 더욱 올리는 결과를 가져온다. 이 때 에너지가 생산되는 곳이 중심부 대신 외곽부가 되는데, 이러한 별들은 주계열 띠를 벗어나게 되고 장차 "적색거성(red giants)"에 해당되는 밝기와 표면 온도를 갖게 된다. 
[그림] 적색거성 Betelgeuse. 지구에서 표면 사진 촬영이 가능한 유일한 별. 이 별은
지구의 공전 궤도 만한 크기를 갖는다.중심부는 핵융합에 의해 만들어진 헬륨이 모여 수축되면서 더욱 뜨거워 지는 반면, 바깥쪽은 팽창에 의해 온도가 낮아져 붉은 색으로 변한다. 한편, 수소 융합 반응대는 표면으로 갈수록 엷어져 밝기도 또한 감소한다. 이와 같은 변화가 바로 주계열성에서 적색거성으로 전이되는 특징인 것이다. 이쯤되면, 태양의 5배 질량을 갖고 있던 별은 중심부에서 헬륨 핵융합이 시작되기 전에 반경이 30배 정도 증가한다. 중심부의 온도가 100*106K 정도되면, "triple-alpha process"라 불리는 헬륨 핵융합 반응이 진행되어 탄소를 만든다. 동시에 중심 부근에서 수소 핵융합도 계속 진행된다. 이 상태의 적색거성의 밝기와 표면온도(색)은 중심부에서의 에너지 생성 속도의 변화로 인해 시간이 지날수록 그 변화가 심해진다. 적색거성으로서 얼마나 파란만장한 일생을 보내느냐 하는 것은 그 별의 질량에 따라 결정된다. 별이 주계열 띠를 따라 머무느 기간은 주로 그 별의 질량에 따라 정해지며, (약간 덜 중요하지만) 여기에 더해 이 별을 만든 원래의 성운의 H/He 비율에 따라 결정된다. 일반적으로 청색거성과 같이 질량이 큰 별들은 연료(수소)를 금방 다 써버려 겨우 천만년 정도의 시간을 보낼 뿐이다. 적색왜성과 같은 가벼운 별들은 수소의 소모 속도가 훨씬 느려서, 백억년 이상이나 주계열 띠를 따라 진화할 수도 있다. 태양은 현재의 수소 소모 속도로 계산해보면 90억년 정도 주계열 띠를 따라 진화할 수 있는 것으로 생각된다. 이중 이미 45억년이 지났으므로, 태양은 중년에 접어들었다고 볼 수 있다. 남은 45억년의 시간이 지나면 태양도 주계열성을 벗어나 적색거성으로 진화할 것이며, 그렇게 되면 너무 뜨거워져서 지구의 생명체는 아무 것도 살아나지 못할 것이다 (그 전에 무슨 일이 있을지 누가 알겠는가마는...). 태양이 적색거성으로 변해가며 그 크기가 커지면서 주변의 행성들을 모두 증발시켜 버릴 수도 있을 것이다. 태양이 종국에 모든 수소 에너지를 소모하고 나면 다른 적색거성과 같은 말로를 걸을 것이다. 
[그림] 슈퍼노바 애니메이션. 거성의 끝 단계에 들어서면, 별은 매우 불안정해진다. 연료가 떨어져 에너지를 내는 반응이 어떤 것이든 끝나면, 별은 수축하고 내부 온도는 올라간다. 온도의 증가는 새로운 단계의 핵융합 반응을 촉발할 수도 있다. 만일 별의 질량이 충분히 크다면, 이런 일이 반복되면서 외곽 부분의 많은 물질들을 날려버리는 대규모의 폭발, 즉 슈퍼노바(supernova)가 일어난다. 이 폭발로 날려진 조각들은 개스와 섞여 성간 물질로 존재하다가 새로운 별을 만들지도 모른다. 
[그림] M4 성단 부근 백색 왜성들 (원 안의 작은 점들). 별은 진화 막바지 단계에 이르면, 질량에 따라 "백색왜성(white dwarf)", "중성자별(neutron star or pulsar)", 그리고 "블랙홀(black hole)" 중의 하나가 된다. 태양 질량의 1.2배보다 적은 별들은 반경 10,000 km 정도 밀도는 104 내지 108 g/cm3의 적은 별들로 줄어든다. 이 별들은 표면 온도가 높지만 밝지는 않아 백색왜성으로 불린다. 백색왜성들은 시간이 지나면 점점 어두워지고 표면 온도도 점점 낮아져 우리 눈에서 결국은 사라지게 된다. 
[그림] 7천광년 떨어진 게성운의 모습. 이 성운의 직경은 10광년 정도되는데, 거대한 폭발
후의 모습을 보여준다. 이 성운의 중앙에는 6마일 정도의 반경을 갖는 중성자별
(또는 맥동성)이 존재하는데, 이 것의 질량은 태양보다도 훨씬 크다. 이 별이 1초당
30회 정도 회전하면서 내놓는 전자기파와 전자들의 상호 작용으로 빛이 발생되어 성운의
안쪽이 파랗게 빛난다. 태양보다 상당히 많은 질량을 갖는 별들은 핵융합반응에 의해 무거운 원소를 만들면서 중심부에 높은 밀도를 갖는다. 이런 별들은 결국 불안정해져서 슈퍼노바를 경험하며 폭발한다. 폭발 후 중심부는 다시 반경 10km 밀도 1010 내지 1015 g/cm3가 될 때까지 뭉친다. 이때 상당수의 전자와 양성자는 엄천난 압력으로 인해 합쳐져, 이 별은 주로 중성자 개스로 이루어진 별, 즉 중성자 별이 된다. 중성자 별은 매우 빨리 회전하면서 라디오파를 주기적으로 내어 놓는다. 이 것은 영국 캠브리지대 카벤디쉬 실험실의 대학원생 Jocelyn Bell에 의해 1965년 처음 관찰되었으며, 이 이유로 중성자별을 맥동성(pulsar)라고도 부른다. 질량이 매우 큰 별들의 중심부는 뭉쳐져서 아인쉬타인의 상대성원리에 따라 블랙홀이 된다. 블랙홀은 그 반경이 몇 km 밖에 되지 않으나, 밀도는 1016 g/cm3나 된다. 이 별의 중력장은 어떠한 물질도 빠져나오지 못할 정도로 크며, 심지어는 빛마저도 가둘 수 있다. 그래서 우주에는 마치 검은 구멍이 뚫려 있는 것처럼 보이게 되는 것이다. 2-3. 핵융합 반응에 계속 |
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